Effects of Merging Histories on Angular Momentum Distribution of Dark Matter Haloes
分析了原天体合并历史对现时暗物质晕角动量分布的影响。角动量分布的分析方法假设晕最初是均匀的椭球体，并且晕的角动量的增长在其最大膨胀时间停止。然而，最大扩增时间不能唯一地确定，因为在分层聚类方案中，晕的每个祖细胞或亚基都有其自己的最大扩增时间。因此，晕的合并历史可能是重要的估计其角动量。利用Rodrigues & Thomas的合并树模型，考虑了密度涨落的空间相关性，研究了合并历史对暗物质晕角动量分布的影响.结果发现，合并效应，即最终合并成晕的前体物质的最大膨胀时间的不均匀性，对最终的角动量分布没有强烈的影响，因此均匀椭球近似恰好适合于估算暗物质晕的角动量分布。这是因为不同方向的角动量的影响抵消了最大膨胀时间的不均匀性的影响。
1998-09-29 astro-ph
On the Destruction and Over-Merging of Dark Halos in Dissipationless N-body Simulations
只遵循无碰撞的暗物质成分的N体模拟未能在稠密环境中产生星系晕或子结构。我们调查的“过度合并”问题分析和数值模拟，通过计算溶解时间尺度的晕由于物理和人工动力学效应。最近已经达到的数值分辨率是这样的质量损失从两体松弛是可以忽略不计的。我们表明，在目前的模拟中，由于大的力软化结合潮汐热源，并遇到溶解子结构，子结构被破坏。在无限数值分辨率的极限下，单个晕或亚结构是否能够存活，敏感地取决于它们内部的密度分布。奇异的等温晕总是会在一定程度上存在，但是，如果晕形成大的核心半径，那么过度合并问题将始终存在于无耗散N体模拟。在后一种情况下，耗散成分可以增加晕的中心密度，使星系得以生存。
1995-03-24 astro-ph
Hydro-Gravitational-Dynamics Interpretation of the Tadpole VV29 Merging Galaxy System: Dark-Matter-Halo-Planet Star-Cluster Wakes
哈勃太空望远镜（HST）拍摄的星系系统VV 29的合并图像显示了0.3兆秒差距的重子暗物质（BDM）晕，由原始的原球状星团（PGC）行星团块组成。星团尾流通过行星形成恒星来追踪合并过程。排列整齐的年轻球状星团（YGC）、恒星尾迹和尘埃尾迹显示了星系碎片VV 29 cdef在一个长尾状星系（VV 29 b）中摩擦螺旋式通过，碎片合并在中央旋涡星系VV 29 a的吸积盘平面上。这些观测结果证实了Gibson 1996年的流体引力动力学（HGD）预测和Schild 1996年的类星体微透镜推论，即星系的暗物质主要是由百万太阳质量的行星（PFP）所控制。球状星团（YGC、OGC、PGCs）在大爆炸后30，000年，当粘性超星团开始碎裂时，保持着等离子体时代的密度。蝌蚪图像显示线性星系团反映湍流涡线的原星系碎片在0.003兆秒差距的柯尔莫哥洛夫-野村尺度的等离子体过渡到气体。光环的大小表明，当行星冻结时，来自冷却原星系的PGC原始行星团块的强烈扩散。
2008-03-29 astro-ph
Interpretation of the Tadpole VV29 Merging Galaxy System using Hydro-Gravitational Theory
利用Gibson 1996-2000（HGT）的流体引力理论解释了哈勃太空望远镜（HST/ACS）拍摄的星系合并Tadpole的图像，该理论预测在100 kpc以内的星系质量主要是由暗原球状星团（PGCs）中行星质量的原始雾粒子（PFP）组成的暗晕。根据我们的解释，恒星和球状星团（YGC）出现在黑暗中，合并的星系成分VV 29 cdef穿过较大星系VV 29 a的重子暗物质晕，产生明亮的恒星尾迹。冰冻的PFP行星被入侵者的辐射和潮汐力蒸发。来自气体的摩擦加速了PFP的吸积级联，形成了更大的行星，恒星和银河系VV 29 b的YGC。恒星尾迹显示，星系VV 29 c，通过射电望远镜对气体密度和速度的观测（Briggs et al. 2001）被确认为蓝矮星，与伴星VV 29 def一起进入了半径为130 kpc的较大VV 29 a星系的暗晕，然后在不同的轨道上盘旋，被VV 29 a核心摩擦捕获。一个先前的暗矮星星系是从凯克光谱研究中发现的，显示出一个VV 29 c恒星尾迹密集的YGC星团，以1度的距离排成一排（Tran et al. 2003）。
2003-05-03 astro-ph
Revealing the Dark TeV Sky: The Atmospheric Cherenkov Imaging Technique for Very High Energy Gamma-ray Astronomy
大气切伦科夫成像技术为天体物理学探索开辟了100 GeV至50 TeV的伽马射线谱。该技术的发展（重点放在早期）被描述为是其应用到伽马射线天文学的基本原则。简要介绍了目前这一代望远镜阵列，特别是VERITAS。
2006-06-13 astro-ph
Merging History Trees of Dark Matter Haloes: a Tool for Exploring Galaxy Formation Models
提出了一种直接从纯引力N体模拟中导出和使用暗物质星系晕合并历史树的方法。这将N体模拟的完全非线性与半分析方法的灵活性相结合。图中显示了Warren等人（1992）从幂律初始扰动谱模拟（对于指数$n=-2$和$n=0$）得到的合并历史树。作为一个星系形成模型的例子，这些相结合的进化恒星星族合成，通过简单的恒星形成率的标度律，表明，如果大多数恒星的形成过程中发生合并引起的爆发，然后在某些情况下，可以得到一个几乎平坦的星系光度函数的暗端斜率。在给定的模型中，各个晕的合并率可能相差很大，通常晕质量的20%-30%可能是由于未坍缩物质的落入。(2)最近不断形成小质量晕：正如预期的那样，存在年轻、低红移、低金属丰度的星系（例如，Izotov et al. 1997）与分层星系形成模型一致。(3)对于$n=-2,$，由于在大尺度上的高功率，晕圈空间关联函数可以具有非常高的初始偏差。
1997-07-26 astro-ph
Orbital Parameters of Merging Dark Matter Halos
为了指定宇宙学动机的初始条件，主要星系合并（质量比$\leq$ 4：1），应该解释椭圆星系的形成，我们研究的轨道参数的主要合并的冷暗物质晕使用高分辨率的宇宙学模拟。几乎有一半的遭遇是接近抛物线的偏心率$e \approx 1$和没有相关性之间的晕自旋平面或轨道平面。近心辐角$ω$与其他轨道参数无相关性，呈随机分布。此外，我们发现，50%的典型近心距离大于一半的晕的维里半径，这是远远大于通常假设在星系合并的数值模拟。与星系形成的半解析模型中通常的假设相反，发现主要合并的圆度不是随机分布的，而是在$ε\approx 0.5$值附近达到峰值。此外，所有结果均与最小祖细胞质量和主要合并定义（即质量比$\leq$ 4：1; 3：1; 2：1）无关。
2005-09-08 astro-ph
Predicting the number, spatial distribution and merging history of dark matter haloes
我们提出了一种新的算法（PINOCCHIO，PINpointing Orbit-Crossing Collapsible Higrical Objects），在给定的初始线性密度场的实现下，精确地预测单个暗物质晕的形成和演化。与CDM宇宙的大规模（360^3粒子）无碰撞模拟中形成的晕布居相比，我们的方法能够预测优于10%的统计量，如晕的质量函数，两点关联函数和祖质量函数。个别晕的质量估计准确，以及，在质量范围内的误差通常为30%，以及解决的数值模拟。这些结果表明，暗物质晕的分层形成可以准确地预测使用本地近似的动力学时，在初始密度场的相关性被适当地考虑。该方法允许一个自动生成一个大的合奏的准确合并历史的晕与完整的知识，他们的空间分布。在个人计算机上构建256^3实现的完整合并树需要几个小时的CPU时间，比相应的N体模拟快几个数量级，并且不需要任何广泛的后处理。该技术可以有效地用于例如生成用于星系形成建模的输入。
2001-09-19 astro-ph
Measuring Dark Matter Flows in Merging Clusters of Galaxies
本文讨论了星系团合并中产生的Rees-Sciama效应，并给出了数值模拟计算这种效应的解析近似。使用这种近似和一种新的玩具模型描述的合并的物理，我们表征的空间特性和对称性的里斯-夏马信号。基于这些性质，我们提出了一种方法来提取合并的物理参数，这依赖于所观察到的天空上的亮度分布的四极矩的计算。讨论了四极系数与合并物理参数（物理距离、在天空的投影角和角动量）之间的关系。最后，我们提出了一种方法，以共同增加相干的RS信号从集群合并的样本，以实现统计检测的效果为那些情况下，个别信号被掩盖的动力学SZ效应，原始CMB组件，并通过观测噪声。
2004-02-23 astro-ph
Constraints on the Self-Interaction Cross-Section of Dark Matter from Numerical Simulations of the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-5
我们比较了最近的X射线，强透镜，弱透镜和光学观测的结果与合并星系团1 E0657 -56的数值模拟。X射线观测揭示了一个具有突出弓形激波的子弹状子星系团，而透镜结果显示总质量峰的位置与无碰撞星系的质心一致（与X射线亮度峰不一致）。以前的研究，基于较旧的观测数据集，已经把上限的自我相互作用截面的暗物质每单位质量，西格玛/米，使用简化的分析技术。在这项工作中，我们利用新的，更高质量的观测数据集，通过运行N体模拟1 E0657 -56，包括自相互作用的暗物质的影响，并将结果与观测结果进行比较。此外，最近的数据允许一个新的独立的方法约束西格玛/米，基于子弹子集群质量峰值和星系质心之间的偏移量的非观测。这种新方法的上限（68%置信度）为sigma/m < 1.25 cm^2/g。如果我们假设子星系团和主星系团在合并之前具有相等的质光比，我们得出最严格的限制条件sigma/m < 0.7 cm^2/g，这是因为子星系团的观测质光比与主星系团的一致性，并且与普遍的星系团值一致，排除了大部分暗物质粒子由于碰撞而散射的可能性。我们的极限比以前的分析估计结果略有改进，并且排除了用来解释标准无碰撞冷暗物质模型和观测之间不一致的0.5 - 5 cm ^2/g范围的大部分。
2007-04-02 astro-ph
Dynamical Friction and Galaxy Merging Timescales
合并暗物质晕中星系相互合并的时间尺度是星系形成模型的重要组成部分。合并时标的准确估计是预测天体物理量所必需的，如黑洞双星合并率、中央星系中恒星质量的积累以及暗物质晕中卫星星系的统计特性。在本文中，我们使用N体模拟研究扩展的暗物质晕的合并时标。我们比较这些结果的基础上的标准估计的动力学摩擦的Eschrasekhar理论。我们发现，这些标准的预测合并的时间尺度，这是经常使用的半解析星系形成模型，是系统的短于模拟中发现的。对于$M_sat/M_host \approx 0.1$，这种差异大约是1.7倍，对于更不同的卫星与宿主质量比，这种差异变得更大，对于$M_sat/M_host\approx 0.01$，这种差异达到$\sim 3.3$倍。基于我们的模拟，我们提出了一个新的，易于实施的拟合公式，准确地预测扩展卫星下沉的时间尺度从维里半径的主机晕到晕的中心范围广泛的$M_sat/M_host$和轨道。在每个星系中包括一个中央隆起会使合并的时间尺度改变$\la 10%$。为了突出我们的研究结果的一个具体应用，我们表明，合并的时间尺度往往在文献中高估了恒星质量的增长由卫星吸积的$\approx 40 %$，获得额外的质量在低质量比合并。
2007-10-09 astro-ph
Revealing dark matter substructure with anisotropies in the diffuse gamma-ray background
银河系暗物质湮灭产生的大部分伽马射线辐射很可能被探测到是对弥散伽马射线背景的贡献。我表明，暗物质子结构中的晕的银河系诱导特征各向异性的扩散背景，可用于确定小规模的暗物质分布。我计算的角度功率谱的发射从暗物质子结构的几个模型的subhalo人口，并显示在功率谱的功能可以用来推断子结构的存在。功率谱的形状在很大程度上不受晕下径向分布和质量函数的影响，在许多情况下，我发现费米角功率谱的测量将能够限制子结构的丰度。一个反偏subhalo的径向分布产生的排放，显着不同的强度和大规模的角度依赖性的subhalo的分布，跟踪光滑的暗物质晕，潜在的影响各种目标和方法的暗物质信号的可探测性。
2008-10-14 astro-ph
Direct constraints on the dark matter self-interaction cross-section from the merging galaxy cluster 1E0657-56
我们比较了1 E0657 -56的热气、暗物质和星系的新地图，1 E0657 -56是一个几乎在天空平面上发生罕见的高速合并的星系团。X射线观测揭示了一个子弹状的气体子团刚刚离开碰撞地点。一个突出的弓形激波给出了子星团速度的估计，4500公里/秒，主要位于天空平面内。光学图像显示，气体滞后于子星系团。弱透镜质量图揭示了一个暗物质团位于碰撞气体子弹前面，但与有效的无碰撞星系重合。从这些观测中，人们可以直接估计出暗物质自相互作用的截面。暗物质并不是流体状的，这一点可以直接从X射线透镜质量叠加图中看到;更多的定量限制可以从三个简单的独立论证中得出。最敏感的限制条件是sigma/m<1 cm ^2/g，这是因为子星系团的质光比与主星系团（也是普适星系团）的值一致，这就排除了由于暗物质粒子碰撞而导致的重大质量损失。这个极限排除了大多数用来解释星系平坦质量分布的0.5 ~ 5 cm ^2/g区间。我们的结果只是一个数量级的估计，其中涉及一些简化，但总是保守的，假设，更强的约束可能会得出使用流体动力学模拟这个集群。
2004-01-22 astro-ph
Satellites of Simulated Galaxies: survival, merging, and their relation to the dark and stellar halos
我们研究了LCDM宇宙中一套星系形成的N体/气体动力学模拟中形成的卫星星系的种群。我们发现暗物质和卫星群之间几乎没有空间或运动学上的偏差。卫星的速度色散是晕维里速度的一个很好的指示：σ_{sat}/ V_{vir} =0.9 +/- 0.2。应用于银河系和M31，这分别给出V_{vir} ^{MW}=109 +/- 22$ km/s和V_{vir} ^{M31} = 138 +/- 35 km/s，大大低于其盘组件的旋转速度。模拟卫星和暗物质的详细运动学也很吻合。相比之下，模拟星系的恒星晕在运动学和空间上与幸存的卫星群不同。这是因为卫星的存活取决于质量和吸积时间;幸存的卫星偏向于最近被星系吸积的低质量系统。我们的研究结果支持了最近提出的关于星系晕和星系卫星中恒星之间系统差异的起源的建议：银河系恒星晕中难以捉摸的“积木”平均来说质量更大，并且比自约束存活到现在的矮星群更早地被吸积（和破坏）。
2007-05-24 astro-ph
Dark Matter and Baryons in the Most X-ray Luminous and Merging Galaxy Cluster RX J1347.5-1145
星系团RX J1347 - 1145是已知的最明亮和质量最大的X射线星系团之一。它的极端质量使其成为研究团簇形成和宇宙学问题的主要目标。在本文中，我们提出了新的高分辨率HST/ACS和钱德拉X射线数据。ACS的高分辨率和灵敏度使我们能够检测和量化几个新的多重成像源，我们现在总共使用八个用于强透镜分析。结合这些信息与形状测量弱透镜源在集群的中心区域，我们得到一个高分辨率，绝对校准的质量地图。这张地图提供了迄今为止对星团中心部分总质量的最佳量化。我们比较重建的质量与推断从新的钱德拉X射线数据，并得出结论，这两个质量估计同意非常好的观测区域，即在400/h_70千秒差距的集群中心。此外，我们还研究了主要的重子组分（气体和恒星），从而导出了星系团中心的暗物质分布。我们发现，暗物质和重子都集中在BCG的不确定性（对齐是优于<10 kpc）。我们测量了相应的1-D配置文件，发现暗物质分布与NFW和核心配置文件是一致的，这表明需要一个更广泛的径向分析，以查明浓度参数，因此内斜率的暗物质配置文件。
2008-03-27 astro-ph
Revealing the Nature of Dark Energy Using Bayesian Evidence
我们应用贝叶斯的“证据”的概念，揭示系统的暗能量从现在和未来的超新星光度距离测量的性质。我们将未知的暗能量状态方程w（z）表示为红移中的低阶多项式，并利用证据求出多项式的阶数，从而建立数据所需的最小阶数。我们将这种方法应用于当前的超新星数据，并与先验-1 < w（z）< 1和欧米茄_m = 0.3 \pm 0.05，得到一个大的概率为91%的宇宙学常数模型，与其余的9%分配给两个更复杂的模型测试。我们还调查了未来超新星数据集的证据的使用，例如从超新星加速探测器（SNAP）等调查中获得的距离。鉴于目前的物质密度的不确定性较低，我们发现，如果底层的暗能量模型只是适度的演变，那么一个常数$w(z)$适合是足够的。但是，如果暗能量状态方程向线性阶的演化大于|w_1| ~ 0. 5，则该演化可以建立有统计意义。对于我们可以假设先验-1 < w（z）< 1的模型，即使对于适度演化的状态方程，也可以建立正确的多项式阶数。
2003-05-28 astro-ph
Using Tidal Tails to Probe Dark Matter Halos
我们使用合并星系的模拟探索潮汐尾的形态的敏感性的母星系中的晕质量分布的变化。我们的目标是约束质量的暗晕在著名的合并对。我们专注于相等质量的星系之间的碰撞，这代表了创造潮汐尾的最佳情况，但也看看不同的相对取向，轨道能量和质量比的系统。随着模型星系中暗晕的质量和范围的增加，即使在产生这些特征的最有利条件下，所产生的潮汐尾也会变得更短，质量更小。我们的模拟结果表明，观测到的合并星系与长潮汐尾巴（$\sim 50-100$ kpc），如NGC 4038/39（银河系）和NGC 7252可能有晕：盘+隆起的质量比小于10：1。这些结果与从卫星运动学和时间参数得出的银河系暗晕质量的有利值相冲突，该值给出了晕：盘+凸起质量比为$\sim 30:1$。然而，银河系中暗晕质量的估计下限（质量比$\sim 10:1$）仍然与推断的潮汐尾星系质量一致。我们的结果也与$Ω=1$宇宙学的期望相冲突，如CDM，它预测了更大质量和更广泛的暗晕。
1995-09-04 astro-ph
Non-Markov Excursion Set Model of Dark Matter Halo Abundances
漂移集模型为推导暗物质晕丰度提供了一个方便的理论框架。本文通过引入一个更真实的合并和崩溃过程来推广该模型。一个新的参数调节环境的影响，从而合并的连贯性（非马尔可夫）和个别质量壳的崩溃。模型质量函数还包括椭球体塌陷的影响。晕质量函数的解析近似导出的斜率为$n=0,-1,-2$的标度不变的功率谱。$n=-2$质量函数可与“哈勃体积”模拟结果进行比较。一个显着的非马尔可夫效应的检测被发现为一个假设的精度为10%的模拟质量函数。
2004-02-20 astro-ph
Early Formation and Late Merging of the Giant Galaxies
目前宇宙中最明亮的星系是在最大质量的暗物质晕的中心发现的，这些暗物质晕是丰富的星系团。在LCDM宇宙学中，这样的大质量晕核存在于红移z=6处，其同动数密度（作为内部质量的函数，约为10 kpc）与今天的值相当。然而，随着恒星和暗物质从最初分离良好的子单元聚集在一起，这些中心区域的物质的身份预计会发生变化。我们使用N-体模拟来研究这些合并如何将占主导地位的星系中预先存在的物质向外推，同时保留无碰撞物质的内部密度分布。看来，大型星系的中心区域最终被形成于许多致密核心中的恒星所主导，这发生在最后一次大合并之前。这些中心区域的无碰撞物质（恒星和暗物质的组合）的密度分布似乎是稳定的，并在合并过程中具有吸引子的行为。这表明，与耗散收缩和恒星形成相关的重子负载可能会被擦除，因为随后的合并会将质量分布推回到普适分布。这种对重子负载效应的抑制，以及早期的质量浓度组装，可能有助于解决CDM模型在结构形成方面的一些明显挑战。
2004-06-20 astro-ph
Low-temperature primordial gas in merging halos
暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态在等离子体条件下由HD线辐射控制。一小部分受冲击的气体可以冷却到宇宙微波背景（CMB）的温度。我们估计这个分数的上限：在$z=10$它急剧增加，从约$q_{_T}\sim 10^{-3}$（$M=5\times 10^7\msun$的暗晕）到$\sim 0.1$（$M=10^8\msun$的晕）。然而，晕圈质量的进一步增加不会导致$q_T$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.3。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它们可以提供一个小的，但不可忽略的部分恒星形成。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2008-07-22 astro-ph
On the Origin of Dark Matter Cores in Dwarf Galaxies
本文研究了最近冷暗物质模拟中发现的低质量（约10^8-10^9太阳质量）星系晕中心暗物质核在高红移下的动力学稳定性和时间演化。从这些模拟中，我们提取了三个晕，组装的分层合并，在红移z>10显示一个核心，我们发展他们没有进一步合并到低红移使用直接N体积分。在暗物质剖面的中心核心被发现是动态稳定的：它生存了许多交叉的时间没有演变成一个尖点。这一结果支持了这样的说法，即模拟晕的中心暗物质配置文件的质量依赖性是原始密度波动的功率谱的直接后果。此外，我们表明，模拟的暗物质配置文件，如果他们孤立地发展，是一致的，与观测到的速度色散配置文件的天龙座矮球状星系的内部部分的恒星。简单的标度参数的评论，解释的红移的浓度参数的演变。我们还回顾了一些参数用于推导的对数斜率的内部和外部的密度分布。
2004-06-11 astro-ph
Primordial gas cooling behind shock waves in merging halos
我们研究了暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态。我们发现一部分被HD分子辐射冷却到宇宙微波背景（CMB）温度的冲击气体：这一部分从$M=5\times 10^7\msun$暗晕的大约$f_{\rm c}\sim 10^{-3}$急剧增加到$z=10$的$M=10^8\msun$暗晕的$\sim 0.1$。然而，我们发现，质量的进一步增加不会导致$f_{\rm c}$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.2。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它可以是一个小的，但不可忽略的部分恒星形成与冷却HI和H $_2$。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。
2006-04-21 astro-ph
The importance of dry and wet merging on the formation and evolution of elliptical galaxies
借助一个简单而强大的方法，我们调查的耗散和耗散合并对星系结构的影响，以及随之而来的影响，对椭圆星系遵循的标度律。我们的研究结果表明，椭圆不能起源于抛物合并的低质量的球体，即使在大量的气体耗散的存在。然而，我们也发现，标度律，如Faber-Jackson，Kormendy，基本平面，和Mbh -sigma关系，当考虑在整个质量范围内跨越椭圆在本地宇宙中，是强大的合并。我们的结论是，星系标度律，可能建立在高红移的快速崩溃预先存在的暗物质晕的气体丰富和clusified恒星分布，是兼容的（小）数量的星系合并在较低的红移。
2006-11-10 astro-ph
Galaxy merging, the Fundamental Plane of elliptical galaxies, and the Mbh-sigma relation
我们使用基于一种新的高性能数值方案的N体程序（Dehnen 2002），研究了椭圆星系基平面上的无耗散合并效应。我们调查的极端情况下，星系的增长等质量合并和吸积的小恒星系统，在模拟的一个子集，我们也考虑合并星系周围的暗物质晕的存在。奇怪的是，我们发现，基本面是保存的主要合并，而在吸积的情况下，其边缘上的厚度只是略有重现，与大量增厚的情况下，合并与低角动量。我们还发现，无论是Faber-Jackson和Kormendy的关系是不再现的模拟。最后，我们讨论了我们的结果的起源的MBH-西格玛和Magorrian关系的影响。我们发现，如果Mbhs线性增加（而Magorrian关系很好地再现），则无耗散合并无法再现Mbh-sigma关系;相反，黑洞合并并大量发射引力波，再现Mbh-sigma关系，但无法再现Magorrian关系。[删节]
2003-02-20 astro-ph
Catching a bullet: direct evidence for the existence of dark matter
本文介绍了合并星系团1 E0657 -556的X射线和弱透镜观测结果。由于最近合并的子星系团与主星系团的碰撞，X射线等离子体已经从两个组成部分的星系团中被取代。弱透镜数据表明，透镜表面势与星系（约10%的观测重子）空间一致，而与X射线等离子体（约90%的观测重子）不一致。我们认为，这表明，无论在这些大距离和低加速度下引力定律的形式如何，这些观测结果都要求系统的大部分质量是某种形式的不可见物质。
2006-11-15 astro-ph
Tidal Tales Two: The Effect of Dark Matter Halos on Tidal Tail Morphology and Kinematics
我们研究了不同的暗物质晕势对NGC 7252合并模型中潮尾形态和运动学的影响。我们发现，具有低质量晕（Mh = 4-8 M{盘+球}（Mdb））的合并星系模型可以拟合观测到的NGC 7252尾的形态和运动学，而具有高质量晕（Mh = 16-32 Mdb）的星系模型则不能拟合。在高质量模型中，深势只允许在R > 5的盘尺度长度上弱束缚的盘物质（恒星或气体）以潮汐尾的形式喷射出来，这些潮汐尾往往会在最终合并之前落回母星系。具有大质量低密度晕的星系在合并过程中喷射潮汐碎片时更为成功，但仍然难以重现NGC 7252中观察到的薄而富含气体的尾巴。我们的模型建议在NGC 7252的祖先星系的暗晕质量的上限约为Mh <= 10 Mdb。然而，我们注意到，我们的计算集中在相当理想化的情况下，孤立的星系合并与不同的暗物质晕，计算采用更现实的（宇宙学）初始条件，需要充分探索使用潮汐尾约束星系中的暗物质。
1997-08-01 astro-ph
Survival of Substructure within Dark Matter Haloes
利用高分辨率的宇宙学N体模拟，我们调查的生存暗物质卫星落入更大的晕。在合并后的一段时间内，Sainteans保留了他们的身份。我们计算它们的质量，能量和角动量的损失，因为动力学摩擦，潮汐力和与其他卫星的碰撞会溶解它们。我们还分析了它们内部结构的演变。质量小于主晕百分之几的卫星可以存活数十亿年，而较大的卫星则会迅速沉入主晕势阱的中心，失去其身份。卫星之间的穿透相遇是经常发生的，可能导致重大的质量损失和破坏。只有一小部分星系团质量（平均10%）在最感兴趣的红移处与子结构结合。我们将讨论这些结果的应用与星系团星系的暗物质晕的生存和程度，以及星系团中星系之间的相互作用。我们发现35- 40%的星系暗物质晕被现在的时间所破坏。在中等红移的星系团中，经历近距离相遇的卫星的比例与相互作用或合并的星系的比例相似。
1997-12-17 astro-ph
The effect of gas-dynamics on semi-analytic modeling of cluster galaxies
我们研究的程度，非辐射气体动力学影响合并历史的晕以及随后的预测从半解析模型（SAM）的星系形成。为此，我们使用一个样本的暗物质和非辐射SPH模拟的四个大规模的集群。气体动力学过程的存在（例如，来自热ICM的冲压压力）使晕在包括气体的运行中更加脆弱。这导致z = 0时的浅晕总数减少25%。由于存在“孤儿”星系，即其母星系的子结构降低到模拟的分辨率极限以下的星系，对SAM预测的星系群的影响变得复杂。在我们的研究中采用的模型中，这些星系生存的剩余合并时间是使用一个变化的Sirrasekhar公式计算。由于冲压压力剥离，气体模拟中的晕往往比暗物质模拟中的晕质量小。在这些模拟中，卫星星系的合并时间会更长。另一方面，气体的存在会影响晕的轨道，使它们平均更圆，因此减少了相对于仅模拟暗物质的估计合并时间。这种效应对于质量最大的卫星尤其重要，并且（至少部分地）导致了这样一个事实，即最明亮的星系团星系在运行气体时的恒星质量比仅从暗物质模拟中获得的质量大25%。我们的研究结果表明，气体动力学的星系人口的统计特性只有一个边际的影响，但它的轨道和合并时间的晕强烈影响最大质量的星系的组装。
2008-09-01 astro-ph
Where is the matter in the Merging Cluster Abell 2218?
基于HST ACS数据，提出了Abell 2218星系团的参数强透镜模型.我们约束的透镜模型使用8个以前已知的多重成像系统，其中7个光谱确认红移。此外，我们提出了五个候选的多重成像系统，并估计他们的红移使用我们的质量模型。模型参数在源平面中通过如在公开可用的软件Lensool中实现的baidu蒙特卡罗马尔可夫链来优化。我们发现rms=0。“12表示源平面中源的散射，其转换为rms=1。在图像平面中的预测图像位置和测量图像位置之间的“49”。我们发现，Abell 2218的投影质量分布是双峰的，这是支持的光分布的分析。我们还发现了速度空间中两种结构的证据，它们之间的距离约为1000 km/s，对应于两个大尺度的暗物质团块。我们发现，仅利用与星系团有关的暗物质晕不能很好地再现透镜效应的限制，而需要暗物质在大尺度晕中平滑地分布。在100”处，封闭的投影质量是3.8e14太阳质量。在该半径处，大尺度晕贡献了约85%的质量。我们发现，该模型是不是很敏感的微弱的星系大小的晕，除非他们本地扰动一个给定的多重成像系统。因此，暗星系大小的子结构可以可靠地约束，只有当它局部扰动的系统之一。在附录中，我们给出了一个自包含的描述，我们使用的参数配置文件，双伪等温椭圆质量分布（dPIE）。该分布是具有核半径和尺度半径的双组分伪等温质量分布（PIEMD）。（节录）
2007-10-30 astro-ph
Hot Gas in Clusters of Galaxies: the Punctuated Equilibria Model
我们开发了一个模型来描述集群内的X射线发射重子的演变，因为它们被包括在暗物质的星系团通过随后的合并事件在层次聚类的框架内演变的势阱。假设气体在每次合并事件后重新调整到新的流体静力平衡。在合并之前，当它被束缚在子星系团中时，它被引力加热到局部维里温度;在早期的$z$，气体被恒星形成后的超新星活动预热。详细地说，我们计算分析以下步骤：动态历史的暗物质晕与合并事件;相关的气体落入晕，压缩和冲击establishing条件在集群边界;更新的配置气体的潜在的井匹配这样的条件;统计卷积的合并历史的关键量。该模型预测的密度和表面亮度分布没有自由参数;所谓的$β$参数本身是模型的结果，多变指数$γ$内部限制在一个狭窄的范围内。我们得到下降的温度分布，和轮廓的密度和表面亮度浅的组相比，集群。我们的模型组也包含一个较低的重子分数平均，但与一个分散大得多的集群规模。在合并历史上取平均值时，分析得到各种统计数据。特别是，我们预测在不同的宇宙学的统计相关性$L-T$的光度与温度;同样，我们$R_X-T$的大小的X射线发射区。在这两个相关性的内在散射也进行了预测。
1999-01-28 astro-ph
Properties of cluster satellites in hydrodynamical simulations
我们分析了星系团流体动力学Tree-SPH模拟中暗物质和ICM的动力学和热演化。从一个样本的17个高分辨率的对象，维里质量范围从3 × 10^{14}到1.7 × 10^{15} M_sun，我们遵循的建立系统的暗物质和热气通过重复合并的卫星沿着合并的历史树。我们测量了合并后作为时间的函数的子晕的自约束质量分数，估计了合并时作为与主集群质量比的函数的卫星平均轨道特性，并研究了它们的内部速度色散，气体温度和熵的演化，因为子结构被各种动力学过程破坏，最终达到主星系团引力势的热力学平衡。我们模拟了次晕轨道的一些相关性质，如第一次近心和近心通道的时间，以及相应时间的典型距离和速度。这种生存研究可以用来解释所观察到的合并集群的动态，作为一个例子，我们将我们的结果应用到系统1 E0657 -56。我们表明，根据我们的研究结果，最有可能的解释，这个集群的数据点合并的一个小组与质量M \approx 1 10^{13} M_sun与一个巨大的集群与M \approx 1.3 10^{15} M_sun。
2004-03-04 astro-ph
Dissipationless Merging and the Assembly of Central Galaxies
我们重新分析了斯隆数字巡天测量的星系质量关联函数，以获得星系和星系群尺度上的宿主暗物质晕质量。我们将数据扩展到2 MASS星表中的星系团，研究了中心星系光度与晕质量的关系。当中心星系的光度在低质量时为~M^{0.7-0.8}，而在~ 4 × 10 ^{13} M_sun以上，光度关系为~M^{<0.3}。然而，晕中星系的总光度继续以幂律~M^{0.8-0.9}增长。从中央星系通过合并而增长的假设（“星系自食”）出发，我们发展了一个简单的模型，描述了卫星星系吸积导致的光度演化。当动力学摩擦导致卫星星系轨道衰变的时间尺度超过暗物质晕的年龄时，光度-质量关系就不稳定了。然后，中央星系的增长受到抑制，因为它只能吞噬罕见的大质量卫星星系。该模型以晕中星系的总光度与晕质量的关系和星系整体光度函数为输入，再现了晕质量（10^{12}-10 ^<$15}）M_sun的中心星系30年来的光质关系.该模型的成功表明，气体冷却和随后的恒星形成并没有发挥重要的作用，在最终组装的中央星系从sub-L_星的前体。
2005-03-29 astro-ph
Merging of Low-Mass Systems and the Origin of the Fundamental Plane
我们提出了一套新的无耗散N体模拟研究的可行性创建明亮的椭圆形（以下的Kormendy关系）分层合并现今早期型矮星系，并研究如何遇到参数影响最终产品的位置在$<μ_{e} > - R_{e}$平面。我们研究了质量相等和不同的单组分星系的合并，两组分星系模型的合并，以探索暗晕对最终星系特征的影响，以及超紧凑矮星系的合并。我们发现$<μ_{e}>$与$R_e$的增加是由于初始轨道能量的增加。合并残留物在$<μ_{e} > - R_{e}$平面下移，未能到达KR。因此，KR不能通过矮早期型系统的合并而重现，使得现在的矮星系对现在的椭圆星系的一小部分负责的理论站不住脚，除非有相当数量的耗散被调用。然而，我们确实发现，现在的矮星可以由超致密矮星合并而成。
2004-01-06 astro-ph
The dark side of star formation in the Antennae galaxies
我们比较了红外空间天文台的中红外图像的星系（NGC 4038/39），从哈勃太空望远镜的光学图像。中红外观测表明，在这个星系碰撞系统中，最强烈的星暴发生在一个在可见光波段不明显的离核区域。中红外光谱分析表明，大质量恒星形成于一个半径为50 pc的光暗结中，它产生了12.5 - 18微米的星系总光度的15%。这里报道的中红外观测结果表明，由于尘埃遮蔽，仅基于可见光波长的碰撞/合并系统中恒星形成特性的解释可能会产生严重的偏差。这个附近的原型合并系统的多波长视图表明，在推导高红移星系的早期演化的情况下，仅使用在狭窄的静止帧紫外波长范围内的观测谨慎。
1998-02-13 astro-ph
Dynamics of triple black hole systems in hierarchically merging massive galaxies
一般观测到具有恒星隆起的星系中存在超大质量黑洞（SMBH）。因此，星系的等级合并应该导致SMBH双星的形成。旧的大质量星系与少量气体的合并促进了低密度核的形成，SMBH双星有望在那里存活很长时间。如果双星系统的寿命超过了两次合并之间的典型时间，那么三重黑洞（BH）系统就可能形成。我们通过计算一系列适合于巨椭圆星系的具有物理激励的初始条件的三体轨道，研究了星系核中紧密三体SMBH相遇的统计。我们的模拟包括一个光滑的背景势组成的恒星隆起加上暗物质晕，由于引力辐射和动力学摩擦的恒星和暗物质的阻力，和一个简单的模型下加热和质量喷射的SMBH的内部密度分布的时间演化。我们发现，作为重复的近距离接触的结果，在我们的运行约85%的二进制对合并，在约15%的情况下，一个新的偏心二进制形式从第三SMBH和二进制残留物和合并在运行时间。在大约40%的运行中，最轻的BH在星系晕中徘徊，或者完全逃离星系，但是所有三个SMBH的逃逸是非常罕见的。三重星系通常会冲刷出质量不足其总质量1-2倍的核心，这有助于解释在一些大质量椭圆星系（如M87）中观察到的大核心。高聚结率，非常高的偏心率轨道的流行，以及在我们的运行中近距离接触期间的引力辐射"尖峰“，可能为未来的激光干涉仪空间天线（LISA）提供有趣的信号。
2007-03-02 astro-ph
Bulgeless Galaxies and their Angular Momentum Problem
研究了$Λ$冷暗物质（CDM）晕宇宙中CDM晕的比角动量。它们的无量纲比角动量$λ'=\frac{j}{\sqrt{2}V_{vir} R{vir}}$（其中$V_{vir}$和$R_{vir}$分别为维里速度和维里半径）强烈地依赖于它们的合并历史。我们调查了一组$Λ$ CDM模拟和探索特定的角动量的内容，通过各种合并的历史形成的晕。具有平静的合并历史的晕，直到目前为止，主要是由较小的合并和吸积，平均只获得2%至3%的潮汐扭矩的旋转支持（$λ'=0.02$）所需的角动量。这与晚型无球星系样本的观测数据相冲突，后者表明这些星系居住在具有异常高的$λ' \approx 0.06-0.07$值的暗晕中。轻微的合并和吸积会保持或缓慢地增加暗晕的特定角动量。然而，这种机制是不够有效的，以解释观测到的晚型矮星系的自旋值。能量反馈过程已经被用来解决气体在下落过程中损失大部分比角动量的问题。在假设暗晕托管无凸星系通过静态吸积获得质量的情况下，我们的结果表明了另一个严重的问题：在这些物体形成过程中获得的特定角动量不足以解释它们观察到的旋转特性，即使在气体流入过程中没有角动量损失。
2004-07-27 astro-ph
Early and Rapid Merging as a Formation Mechanism of Massive Galaxies: Empirical Constraints
我们提出了一系列的经验计算的结果，主要合并在形成现代星系的恒星质量的基础上测量的星系合并和恒星形成的历史从z~0.5-3的作用。利用已发表的结构分析中的星系对分数和星系合并分数，我们重建了z~3到z~0的正常场星系的合并历史。我们校准观测到的合并时间尺度和质量比星系合并使用自洽的N体模型的合并，组成的暗物质和恒星，质量比从1：1到1：5与各种轨道特性和视角。我们使用这些模拟来确定的时间尺度和质量比，产生的结构，将被确定为主要的合并。基于这些计算，我们认为一个典型的质量在z~3且M_{*} > 10^{10} M_0的星系在z > 1时经历了4.4^{+1.6}_{-0.9}次大合并。我们发现，通过z~1.5的平均质量星系的恒星质量是相对成立的，在一个lambda占主导地位的宇宙定性的情况下，青睐。我们认为，这些系统的最终质量增加了多达100倍，使莱曼破裂星系，往往有低恒星质量，成为最大的星系在今天的宇宙与M > M^{*}。然而，在z < 3的星系中，诱导恒星的形成只占恒星质量的10-30%。与星系形成的半解析模型的比较表明，冷暗物质（CDM）模型一直低估了合并分数，合并率，在高红移的大质量星系。这表明大质量星系形成是通过比CDM模型预测的更多的合并而发生的，而不是快速的早期坍缩。
2005-10-30 astro-ph
Constrained Cosmological Simulations of Dark Matter Halos
利用N体模拟的高斯场约束实现方法研究了暗物质晕的形成和结构。设计了一系列10^{12} Msun晕形成的实验，研究了密度剖面与其合并历史的关系。我们确认，晕生长包括暴力和静止阶段，以及近似的Navarro-Frenk-White（NFW）的配置文件在后面的阶段的密度。结果表明：（1）NFW尺度半径R_s在平静期基本不变，在剧烈期急剧增大;相反，维里半径在静止阶段线性增长，在剧烈阶段突然增长。(2)中心密度在静止期保持不变，而在剧烈期突然下降。(3)\rs的值反映了晕的剧烈合并历史，并取决于剧烈事件的数量及其分数幅值，而与这些事件的时间和顺序无关。它不反映晕的形成时间。(4)R_s的分数变化是一个强烈事件中R_s内所吸收的部分动能的非线性函数。
2005-08-11 astro-ph
Magnetic Field Evolution in Merging Clusters of Galaxies
我们提出了第一个三维数值磁流体动力学（MHD）模拟合并星系团的磁场演化的初步结果。在类似于我们以前的工作的理想化的初始条件的框架内，我们期待在气体动力学和磁场的演变过程中的一个主要的合并事件，以检查的建议，在集群/子集群合并产生的冲击和湍流可以产生磁场放大和相对论粒子加速，因此，可能会发挥作用，在整个集群的无线电晕的形成和演变。理想MHD方程所代表的ICM是在变化的引力势中自洽演化的，引力势主要由N体粒子分布所代表的无碰撞暗物质组成。用欧拉有限差分程序ZEUS求解MHD方程。粒子由标准粒子网格（PM）代码演化。我们发现在合并演化的两个不同时期的磁场结构和强度显着的演变。
1999-02-06 astro-ph
PINOCCHIO and the hierarchical build-up of dark matter haloes
我们研究了PINOCCHIO（PINpointing Orbit-Crossing Collapsed Hierarchical Objects）预测暗物质（DM）晕合并历史的能力，并将PINOCCHIO预测结果与两个大型N体模拟结果进行了比较。我们把注意力集中在与星系形成和大尺度结构研究最相关的量上。皮诺曹能够以20%的典型准确率预测合并树的统计数据，其有效性扩展到祖先分布的高阶矩。该协议也是有效的，在对象之间的水平，与70- 90%的祖先干净地识别时，父晕是干净地识别本身。预测还提出了通常不再现的半解析代码，如两点关联函数的大规模晕的祖先和合并晕的初始轨道参数的分布的数量。对于预测的准确性和合并的历史产生的设施，PINOCCHIO提供了一种手段来产生目录的DM晕，这是非常有竞争力的大规模N体模拟，使其成为一个合适的工具，星系形成和大尺度结构的研究。
2001-09-19 astro-ph
On the X-Ray and Mass Distribution in the Merging Galaxy Cluster 1E 0657-56: Ram Pressure-Stripping in Substructures with an NFW Density Profile
我们研究了合并星系团1 E 0657-56的X射线和质量分布。我们研究了$Λ$ CDM宇宙中具有NFW密度分布的两个维里化团簇的迎头碰撞。X射线峰与质量峰的明显偏移（类似于Clow等人（2004）中的报道）首次在N体+流体动力学模拟中再现。我们估计冲压压力剥离条件的子结构合并的两个NFW暗晕使用一个简单的分析模型。我们发现，冲压压力占主导地位的重力的子结构时，较小的集群的质量小于约十分之一的较大集群的质量。在1 E 0657-56中发现的特征性X射线和质量结构表明，冲压压力和重力束缚力都不相互影响，并且前体之间的质量比接近上述临界值。
2006-09-04 astro-ph
Brightest cluster galaxy formation in the cluster C0037-2522: flattening of the dark matter cusp
红移为$z=0.59$的X射线星系团C 0337 -2522在其核心有一个由五个椭圆星系组成的星系团。使用N体模拟，我们表明，一个多个合并事件之间的五个星系预计将发生在未来几个陀螺仪，形成一个中央最亮的星系团。我们还发现，与此事件相关的动态摩擦加热的迹象可能会修改集群暗物质密度分布的中心斜率。
2003-11-18 astro-ph
Determining properties of the Antennae system - Merging ability for restricted N-body
受最近的主要合并的启发，NGC Galerkin（NGC 4038/4039），我们想改进我们的基于遗传算法的建模代码Minga（Theis 1999）。其目的是揭示主要的相互作用和星系参数，如轨道信息和晕的性质，这样一个等质量合并系统。再加上Minga的复杂搜索策略，人们需要快速可靠的模型来研究这个问题的高维参数空间。因此，我们使用了一个基于Toomre & Toomre（1972）方法的受限N体代码，但有一些改进，如扩展暗物质晕的一致轨道。最近，动力摩擦也被纳入该代码（Petsch 2007）。虽然对于质量比高达q = 1/3的动态摩擦有一个很好的描述（Petsch & Theis 2008），但主要的合并系统只是不完美的重塑。在这里，我们显示了最近的改进，包括质量损失和使用NFW晕的主要合并系统。
2008-11-13 astro-ph
Halo Mergers, Galaxy Mergers, and Why Hubble Type Depends on Mass
在CDM宇宙学框架中，结构是从与更小的结构合并而成的。合并应该会对星系产生可观察到的影响，包括破坏圆盘和产生球状体。这篇论文的目的是对宇宙学模拟中合并是如何发生的做一个简要的概述。在这一点上，重要的是要理解暗物质晕合并不是星系合并;一个星系形成的理论是必要的连接两者。流体动力学模拟中的星系合并比N体模拟中的晕合并对质量的依赖性更强。如果我们知道如何将星系与暗物质晕联系起来，那么暗物质晕的合并率就可以转化为星系的合并率。当这样做的时候，很明显，在更大的星系中，主要的合并要常见许多倍，这为哈勃类型依赖于星系质量提供了一个可能的解释。
2008-01-29 astro-ph
Clumps and streams in the local dark matter distribution
在冷暗物质宇宙学模型中，结构的形成和增长是通过合并较小的单位。数值模拟表明，这种合并是不完全的;晕的内核幸存下来，并在其宿主内作为“subhalos”运行。在这里，我们报告了一个模拟，解决这样的子结构，即使在非常内部的区域的星系晕。我们发现数百个非常集中的暗物质团块在太阳圈附近幸存，还有无数的冷流。模拟结果揭示了暗物质聚集的分形性质：孤立的晕和晕下包含相同的相对数量的子结构，都有尖形的内部密度分布。暗晕的内部质量和相空间密度与最近发现的微弱的、以暗物质为主的矮卫星星系相匹配，并且其子结构的总量可以解释在强引力透镜中看到的异常通量比。相对于平滑的星系模型，暗晕使暗物质湮灭产生的伽马射线增加了4-15倍。局部宇宙射线的产生也会增强，通常是1.4倍，但在足够靠近大的次晕的1%的位置中，会增加10倍以上。这些估计假设重子对暗物质子结构的引力影响很小。
2008-05-29 astro-ph hep-ph
Are galaxies extending?
我们认为，如果暗物质处于玻色-爱因斯坦凝聚体中，那么最近观测到的早期宇宙中的超大质量致密星系的尺寸演化是可以解释的。在这个模型中，暗物质晕和星系的大小取决于暗物质的相关长度，因此也取决于宇宙的膨胀。该理论预测，即使没有合并，星系的大小也会随着宇宙的哈勃半径而增加，这与最近的观测数据非常吻合。
2009-10-01 astro-ph hep-th
